此次利用FAST獲得的觀測值，說明分子雲(yun) 及原恒星核存在磁力耗散的其他機製，分子雲(yun) 可能比經典理論想象的更早達成磁超臨(lin) 界狀態，也就是恒星形成的過程可能比想象中更早更快。新的發現將推動解決(jue) 磁通量問題。

　　——李菂 中國科學院國家天文台研究員、FAST首席科學家

　　在星際介質和恒星的形成過程中，磁場是必不可少的，但由於(yu) 人類對宇宙的了解有限，星際磁場始終是一個(ge) “迷霧繚繞”的話題。

　　1月6日，《自然》以封麵文章的形式發表了被譽為(wei) “中國天眼”的中國500米口徑球麵射電望遠鏡（FAST）利用中性氫譜線測量星際磁場的研究成果。

　　該研究由中國科學院國家天文台研究員、FAST首席科學家李菂領導的國際合作團隊完成。“這篇文章的重要性體(ti) 現在方法的創新以及不同於(yu) 經典理論預期的觀測結果。”李菂告訴科技日報記者。此次研究成果為(wei) 解決(jue) 恒星形成三大經典問題之一的“磁通量問題”提供了重要的觀測證據。

　　恒星的起源與(yu) “磁通量問題”

　　什麽(me) 是“磁通量問題”？

　　李菂以太陽這顆大家最熟悉的恒星為(wei) 例解釋道，作為(wei) 太陽係的中心，太陽是一座高熱的“核聚變反應堆”，和其他恒星一樣，隨時都在噴發著巨大的能量。不過，恒星並非宇宙物質的主要構成，人類肉眼能夠看到的那些閃閃發亮的恒星，其質量總和要遠遠小於(yu) 星際介質的質量總和。

　　太陽這顆恒星誕生之前，就是一團由星際介質組成的分子雲(yun) 。

　　李菂說：“研究恒星的形成，就是研究星際物質的演化。其中非常重要的一環，就是研究星際介質如何聚合在一起，形成核聚變反應。核聚變反應能‘點亮’恒星，從(cong) 而點亮宇宙。”

　　星際介質聚合在一起，並非易事。由於(yu) 其分布較廣、密度較低，想要塌縮並形成恒星，需要跨越數以億(yi) 計的空間尺度。而且隻有在足夠的密度和壓強下，才能產(chan) 生足夠的溫度，促成核聚變“點火”。

　　在20世紀60年代基本形成的相關(guan) 理論框架中，星際介質聚合並塌縮為(wei) 恒星的過程被稱為(wei) “重力塌縮”。通俗地說，作為(wei) 向心力，重力能把介質“壓在一塊”，在中心形成極高的密度和溫度，實現核聚變。

　　然而，重力塌縮麵臨(lin) 著一係列能量上的阻礙。湍流問題、角動量問題、磁通量問題就是其中的3個(ge) 經典問題。

　　李菂解釋道，這三大經典問題有一個(ge) 核心共同點，即它們(men) 都涉及“對抗”重力塌縮的力量。在星際介質收縮、密度增加的同時，也會(hui) 產(chan) 生對抗重力的、向外的、阻礙進一步塌縮的壓力。

　　磁通量問題就涉及阻礙重力塌縮的壓力來源之一。

　　“描述一個(ge) 磁場，中學教科書(shu) 裏會(hui) 畫一個(ge) 磁鐵，有南極北極，還有象征附近能量場的、不會(hui) 交叉的磁力線。”李菂表示，星際介質也有磁場，當其進一步收縮時，表麵積減小，單位麵積裏穿出來的磁力線（磁通量）大幅提高，從(cong) 而產(chan) 生向外頂的磁阻力。

　　星際介質要想形成恒星，就要克服磁通量問題。李菂說：“研究磁通量問題，即探索這些普通情況下不會(hui) 相互交叉的磁力線，是如何被耗散掉，從(cong) 而使恒星形成過程得以繼續的。”

　　FAST觀測到微弱但重要的磁場信號

　　在本次研究中，李菂和研究團隊發現在原恒星核包層中，存在一個(ge) 非常微弱的磁場。這個(ge) 磁場的強度僅(jin) 相當於(yu) 地球磁場的十萬(wan) 分之一。

　　這是一個(ge) 高置信度的重要發現。

　　“結合其他觀測證據，我們(men) 發現星際介質形成的分子雲(yun) 從(cong) 外圍到核心的磁場沒有發生劇烈變化，這和經典理論的期待值是完全不一樣的。”李菂表示，它意味著分子雲(yun) 可能克服了磁通量問題。

　　在經典理論中，隨著分子雲(yun) 密度的增加，其磁場的磁力線密度也會(hui) 增加，分子雲(yun) 內(nei) 核的磁場就會(hui) 相應地變化。“此次利用FAST獲得的觀測值，說明分子雲(yun) 及原恒星核存在磁力耗散的其他機製，分子雲(yun) 可能比經典理論想象的更早達成磁超臨(lin) 界狀態，也就是恒星形成的過程可能比想象中更早更快。新的發現將推動解決(jue) 磁通量問題。”李菂說。

　　能夠獲得如此重要的觀測值，原創性的研究方法十分重要。這一方法就是李菂和研究團隊原創的中性氫窄線自吸收。

　　中性氫既是氫原子，也是宇宙中豐(feng) 度最高的元素，廣泛存在於(yu) 宇宙的不同時期，是不同尺度物質分布的最佳示蹤物之一。相比大多數分子的輻射，氫原子的輻射不僅(jin) 能提供潛在的、更高信噪比的信號源，而且對同樣強度下的塞曼效應會(hui) 產(chan) 生更大響應。

　　塞曼效應可簡單理解為(wei) 光沿著磁場傳(chuan) 播時和磁場的相互作用。通過測量塞曼效應，可了解所觀測的星際空間的磁場強弱。

　　中性氫窄線自吸收方法，李菂與(yu) 同事們(men) 探索了近20年。

　　在FAST落成啟用前，1963年建成的美國阿雷西博望遠鏡一直是世界上最大的射電望遠鏡。2003年，利用阿雷西博望遠鏡，李菂和同事合作完成了一次對於(yu) 距離地球較近的、具有恒星形成潛力的分子暗雲(yun) 原子發射係統觀測。在這個(ge) 過程中，李菂認識到羥基（OH）發射各方麵的特征與(yu) 原子輻射十分相像。於(yu) 是，他結合新發現，將梳理歸納的新方法命名為(wei) “中性氫窄線自吸收”（HINSA），這個(ge) 新方法可以直觀反映觀測中星際介質從(cong) 原子到分子的關(guan) 鍵變化過程。

　　“HINSA現在已成為(wei) 研究分子雲(yun) 形成時間尺度的一個(ge) 最為(wei) 可靠而且相對通用的實驗方法。本次研究一個(ge) 重要的出發點即實現HINSA潛在的測量塞曼效應的能力。”李菂告訴記者。

　　恒星磁場能量耗散的兩(liang) 種可能

　　如何解釋磁通量問題？天文學家提出了“雙極耗散”的經典理論。這一理論認為(wei) ，星際磁場的耗散過程發生在分子雲(yun) 的內(nei) 核處。

　　當星際介質從(cong) 原子變成分子且密度足夠高時，分子雲(yun) 中便會(hui) 存在能夠擋掉電離光子的塵埃。而當分子雲(yun) 足夠“暗黑”，即有很多塵埃遮蔽之後，其中的電子就非常少了，主要成分是中性粒子。帶電介質少，磁場作用雖然仍然存在，但是會(hui) 隨著中性和帶電介質的逐漸解耦而減弱。

　　“這個(ge) 過程的效率非常差。根據經典理論，在分子雲(yun) 的內(nei) 核，即分子雲(yun) 最密、最黑暗的地方，磁力線需要幾千萬(wan) 年才能耗散掉。然而據FAST此次觀測，某個(ge) 相對年輕、還沒有形成恒星但達到一定密度的分子暗雲(yun) ，其內(nei) 部磁場已經耗散掉了。”李菂介紹說，這說明磁場能量耗散可能存在其他過程。

　　李菂和研究團隊在這篇文章的最後提出了兩(liang) 種可能性解釋。

　　一種可能是磁重聯。磁重聯是太陽爆發過程中重要的能量釋放過程。一般認為(wei) ，快速磁重聯是如耀斑、日冕物質拋射和噴流等多種太陽爆發現象的主要驅動機製。李菂說：“我們(men) 可以這樣簡單理解磁重聯。本來不交叉的磁力線由於(yu) 某種原因交叉了，磁場無法穩定存在，隨即通過某種過程將能量釋放並耗散掉。”

　　另一種可能是湍流。雖然磁力抑製物質受引力影響向中心塌縮，但物質實際上可以沿著磁力線運動。湍流可推動物質沿磁力線流動，加速物質和磁場耦合，使得流動後形成的密度更高的地方，磁力線密度並沒有增加，從(cong) 而實現磁場能量等效耗散。

　　記者 孫 瑜